Observer le Soleil avec Vespera et Stellina
03 Oct. 2022
Grâce à leurs filtres solaires optionnels qui ne transmettent qu' 1/100 000 du rayonnement solaire, Vespera et Stellina permettent d’observer certains des phénomènes qui se déroulent à la surface de notre étoile sans risque pour l’instrument et sans danger pour les yeux puisque l’image est transmise par le capteur intégré à l'instrument. Avec l’activité du Soleil actuellement en augmentation, c’est le bon moment pour démarrer ce nouveau type d’observation et prolonger votre expérience avec les stations d'observation de Vaonis même en plein jour.
Le filtre solaire Vespera se fixe facilement devant l’objectif de la station d’observation et est automatiquement reconnu par l’application Singularity permettant ainsi de lancer l’observation solaire en toute sérénité.
- Quelle partie du Soleil peut-on observer ?
- Que voit t’on à la surface du Soleil avec Vespera et Stellina équipé du filtre solaire ?
- Observer et mesurer l’activité du Soleil avec Vespera et Stellina.
- Observer et mesurer la rotation différentielle du Soleil avec Vespera et Stellina.
- Comment démarrer une observation du Soleil avec Vespera et Stellina.
1. Quelle partie du Soleil peut-on observer ?
Le Soleil est structuré en plusieurs couches. Bien qu’il ne comporte pas de surface solide, une des couches extérieures appelée la photosphère est la source de plus de 99% du rayonnement solaire. Dans la pratique, c’est ce que nous considérons comme la surface du Soleil et c’est cette couche que nous pouvons observer avec Vespera et Stellina équipés du filtre solaire. La photosphère possède une épaisseur d’environ 400 kilomètres et une température d’environ 5500°C.
La structure du Soleil. Vespera, équipé du filtre solaire, permet d’observer la photosphère - Illustration : Sébastien Aubry.
La partie au-delà de la photosphère est considérée comme l’atmosphère solaire. Sa partie basse est appelée "chromosphère" et n’est observable qu’avec des instruments spécifiques capables de filtrer uniquement la partie du spectre lumineux correspondant au rayonnement de l’hydrogène alpha. On peut aussi en apercevoir des fragments (les protubérances solaires) pendant une éclipse totale de Soleil (taches roses sur le pourtour du disque). Enfin la partie haute de l’atmosphère solaire est appelée "la couronne" et est observable soit avec un instrument spécifique appelé "coronographe", soit à l’oeil nu, à l’occasion d’une éclipse totale de Soleil.
2. Que voit-on à la surface du Soleil avec Vespera et Stellina équipés du filtre solaire ?
La photosphère apparait relativement uniforme et ne présente pas de formations permanentes comme c’est le cas pour les planètes où la Lune. En revanche, il y apparait régulièrement des taches sombres isolées ou regroupées. Il s'agit des taches solaires, observables de façon évidente avec les stations d'observation. Cependant, il est parfois possible que la surface du Soleil ne présente aucune tache (voir la suite pour plus d’explications).
Image du Soleil capturée avec Vespera, équipé du filtre solaire montrant des taches solaires.
La durée de vie des taches solaires varie de quelques jours à plusieurs dizaines de jours. Elles suivent la rotation du Soleil et ont également leurs déplacements propres à sa surface. L’aspect du disque solaire change donc tous les jours. En observant attentivement les plus grosses taches et les groupes de taches, on constate que le coeur très sombre des taches que l’on appelle "ombre" est souvent entouré par une auréole un peu moins sombre que l’on appelle "pénombre". Les taches solaires sont des régions plus froides avec une température d’environ 3500°C. Elles sont le résultat de boucles de champs magnétiques particulièrement intenses qui "crèvent" la photosphère et limitent le renouvellement de matière provenant des couches sous-jacentes de l’étoile. Les taches les plus petites mesurent quelques milliers de kilomètres alors que les plus grosses atteignent 50 000 km de diamètre. Elles pourraient ainsi contenir plusieurs fois la Terre. Sur le bord du disque solaire, proche de groupes de taches ou de façon isolée, il peut être possible d’observer des zones plus brillantes. Il s’agit des facules. Leur contraste avec l’ensemble du disque solaire est faible et elles sont bien plus difficiles à observer que les taches. Elles sont seulement visibles en périphérie grâce à l’assombrissement apparent des bords du disque solaire. Les facules correspondent à des régions magnétiques plus chaudes, environ 8000°C. Elles peuvent se regrouper en plage de facules très étendues. Sur l’image ci-dessous, obtenue par traitement informatique des images capturées par Vespera, on distingue bien des facules sur le pourtour du disque.
Traitement informatique d’images du Soleil capturées avec Vespera mettant en évidence les facules photosphpériques
3. Observer et mesurer l’activité du Soleil avec Vespera et Stellina
La quantité de taches présentes sur le Soleil est extrêmement variable et dépend de l’intensité de l’activité solaire. En plus d’un siècle d’observation, les astronomes ont remarqué que le nombre de taches varie de façon régulière selon un cycle d’environ 11 ans. Au début de chaque cycle, le Soleil est quasiment dépourvu de taches puis le nombre augmente progressivement pour atteindre un maximum et décroitre de nouveau. Le cycle d’activité solaire est intimement lié à la dynamique du champ magnétique du Soleil. Ainsi à chaque cycle,celui-ci s’inverse. Avec Vespera et Stellina, vous pouvez réaliser un suivi régulier du décompte des taches solaires et ainsi surveiller l’évolution de l’activité de notre étoile. Nous sommes actuellement au début du 25ème cycle (depuis que celui-ci a été mis en évidence). Le nombre de taches est encore faible mais va augmenter progressivement. C’est donc le bon moment pour démarrer la surveillance du cycle et voir comment celui-ci évolue.
Evolution du nombre de taches à la surface du Soleil. Celui-ci permet clairement de mettre en évidence l’existence d’un cycle d’environ 11 ans.
Si on connait la durée du cycle solaire (encore que celle-ci peut varier de plus ou moins 2 ou 3 ans), il est beaucoup plus difficile de prédire quelle intensité maximum il atteindra. Un suivi et une comparaison avec les précédents cycles peut donc fournir des indices. Le cycle actuel devrait atteindre son maximum à l’été 2025.
Méthode pour mesurer et suivre l’activité du Soleil.
Si vous démarrez un relevé régulier de l’activité solaire avec Vespera ou Stellina, il est important que vous le poursuiviez tout du long avec le même instrument. En effet, en alternant avec un télescope dont les caractéristiques sont différentes, vous verrez plus ou moins bien les taches et cela influera sur votre décompte. Il existe une méthode de décompte des taches assez simple qui donne une bonne indication de l’activité solaire. Elle a été établie en 1849 par l’astronome suisse Johan Rudolf Wolf et porte son nom : le nombre de Wolf. La formule suivante permet de le calculer : R = t + 10g R est le nombre de Wolf représentant l’intensité de l’activité solaire. t est le nombre de taches individuelles décompté. g est le nombre de groupes de taches décompté. Une tache isolée compte en plus pour un groupe. En fonction de la netteté de l’image obtenue, il peut être parfois difficile de distinguer des petites taches très proches les unes des autres. De même la notion de groupe peut paraitre ambiguë. Ce qui est important c’est de conserver les mêmes règles de décompte dans le temps. Le nombre de Wolf est donc relatif à vos moyens et méthodes d’observation. En faisant des observations régulières, on peut voir comment les taches évoluent et constater celles qui font effectivement partie d’un même groupe, ces dernières se déplaçant ensemble. Par exemple, dans l’image ci-dessous capturée par Vespera le 14/07/2022 on peut décompter au moins 40 taches et 5 groupes. R = 40 + 5 x 10 R = 90 Le nombre de Wolf est de 90.
Décompte du nombre de taches et groupes de taches à la surface du Soleil.4. Observer la rotation différentielle du Soleil avec Vespera et Stellina.
Les taches solaires sont entrainées par la rotation du Soleil. Comme elles ont une durée de vie de plusieurs jours, en capturant chaque jour une nouvelle image du Soleil on peut constater leur déplacement et faire l’expérience de mesurer la vitesse de rotation du Soleil. Les taches solaires les plus durables peuvent même être suivies sur plusieurs rotations. Le Soleil ne possède pas une surface solide et sa rotation n’est pas homogène. Elle est plus rapide à l’équateur (24 jours) qu'au pôle (31 jours). C’est ce qu’on appelle une rotation différentielle. Les taches plus proches des pôles traversent donc plus rapidement le disque solaire. Une expérience intéressante et amusante consisterait à réaliser une animation en video de la rotation du Soleil et de l’évolution des taches à partir d’une série d’images prises à intervalle régulier. Pour réaliser cette manipulation, il est nécessaire de connaitre l’orientation de l’axe de rotation du Soleil par rapport à l’image capturée par Vespera ou Stellina pour aligner chaque image de façon identique. Cette orientation dépend de la date, de l’heure et du lieu de votre observation. Pour la connaître, vous pouvez par exemple vous aider du logiciel "TiltingSun" que vous pouvez télécharger à l’adresse suivante : https://atoptics.co.uk/tiltsun.htm
Pour repérer la position des taches solaires, mesurer la rotation du Soleil ou réaliser une animation il est nécessaire de connaitre l’orientation du Soleil dans l’image
5. Comment démarrer une observation du Soleil avec Vespera et Stellina ?
Pour observer le Soleil , vous devez vous procurer le filtre solaire (en vente ici). Assurez-vous de disposer de la dernière version de Singularity. Lancez l’application, sélectionnez votre lieu d’observation et depuis le Space Center, choisissez la fonction "Pointage Solaire". Il vous suffit alors de suivre les instructions à l’écran.
Après vous être muni du filtre Solaire, choisissez "Pointage Solaire" depuis l'onglet Space Center.
L’observation solaire ayant lieu de jour, il n’y a aucune étoile visible que les stations d'observation puissent utiliser pour réaliser une astrométrie (détection de champ d'étoiles qui permet à Vespera et Stellina de se repérer dans le ciel) et s’initialiser comme c’est le cas lors d’une observation nocturne. C’est la raison pour laquelle vous devez donner un petit coup de pouce à votre station d'observation en l’orientant le plus précisément possible face au Soleil. Cette opération est très facile en observant l’ombre du télescope projetée sur le sol. Faîtes tourner manuellement Vespera ou Stellina sur sa base. Lorsque les rayons du Soleil passent à travers l’interstice entre le bras et le corps du télescope et coupent l’ombre en deux, cela indique que le télescope est correctement aligné. Il prend ensuite le relai et réalise un balayage pour pointer précisément le Soleil puis effectuer le suivi.
A gauche : Vespera n’est pas correctement aligné - A droite : Le Soleil passe à travers l’interstice entre le bras et le corps de Vespera, le télescope est correctement aligné.
Une fois le Soleil correctement pointé, Vespera en propose une image dont vous pouvez voir la taille relative depuis les différentes planètes du système solaire accompagné des étoiles qui seraient visibles autour du Soleil si on pouvait s’affranchir de la lumière du jour. Pour récupérer une image destinée aux diverses expériences évoquées ci-dessus, choisissez "l’image brute" du Soleil.
Choisissez d’observer le Soleil comme si vous étiez sur une autre planète du système solaire ou bien choisissez l’image brute pour réaliser diverses expériences sur les taches et la rotation du Soleil.
